Astrofisika – Struktur Galaksi – 2025
Massa Bimasakti: Komponen, Persamaan, dan Soal Terbuka
Rincian lengkap komponen massa utama Galaksi kita – dari piringan bintang sampai lubang hitam pusat – dengan persamaan massa radial, simulasi visual, dan pertanyaan-pertanyaan yang masih belum terpecahkan.
Berdasarkan McMillan 2017 – Ou et al. 2024 – Bland-Hawthorn & Gerhard 2016
~5 × 10¹⁰ M⊙
Massa total bintang
~1.3 × 10¹² M⊙
Perkiraan massa virial
R₀ = 8,2 kpc
Radius galaksi Matahari
V₀ = 233 km/s
Kecepatan melingkar pada R₀
Isi
- Piringan bintang tipis
- Piringan bintang yang tebal
- Gas atom HI
- Gas molekuler H₂
- Tonjolan dan batang
- Lubang hitam pusat Sagittarius A*.
- Lingkaran bintang
- Total massa yang terlihat
- Massa yang hilang
- Simulasi profil massa radial
- Masalah terbuka
Bimasakti adalah galaksi tempat tinggal kita: sebuah spiral berpalang yang berisi sekitar seratus miliar bintang, piringan gas yang besar, lingkaran cahaya bintang, dan lubang hitam supermasif di pusatnya. Meskipun merupakan galaksi yang paling banyak dipelajari di alam semesta, masih ada pertanyaan mendasar tentang massa total, halo terluar, dan massa tak terlihat yang dibutuhkan oleh kurva rotasinya.
Semua massa di bawah ini dinyatakan sebagai massa kumulatif radial: massa total yang terkandung dalam radius r dari Pusat Galaksi.
[lateks] M (<r) [/latex]Ini adalah kuantitas yang dapat diamati secara alami karena menentukan kecepatan melingkar melalui hukum Newton:
\(V_c(r)=\sqrt{\frac{G\,M(<r)}{r}}\) \(G=4.302\times10^{-6}\,\mathrm{kpc\,km^2\,s^{-2}\,M_\odot^{-1}}\)1. Piringan Bintang Tipis
Komponen 1 – Piringan bintang tipis – M ≈ 3,52 × 10¹⁰ M⊙
Piringan tipis adalah komponen bintang yang dominan di Bima Sakti. Di dalamnya terdapat Matahari, lengan spiral, bintang-bintang muda dan bintang-bintang usia menengah, sebagian besar gas dan debu antarbintang, dan lokasi utama pembentukan bintang yang sedang berlangsung. Ketebalan vertikalnya kecil dibandingkan dengan luasan radialnya.
Kepadatan permukaan dimodelkan sebagai piringan eksponensial:
\(\Sigma_{\mathrm{thin}}(r)=\Sigma_{0,\mathrm{thin}}e^{-r/R_{d,\mathrm{thin}}}\)| Parameter | Simbol | Nilai | Sumber |
|---|---|---|---|
| Kepadatan permukaan tengah | Σ0, tipis | 896 M⊙ pc-² | McMillan 2017 |
| Radius skala | Rd, tipis | 2,50 kpc | McMillan 2017 |
| Massa total | Mthin | 3.52 × 10¹⁰ M⊙ | Dari 2πΣ₀Rd² |
Massa kumulatif radial adalah:
\(M_{\mathrm{thin}}(<r)=3.52\times10^{10}\left[1-e^{-r/2.50}\left(1+\frac{r}{2.50}\right)\right]M_\odot\)Rumus ini berasal dari pengintegrasian kerapatan permukaan pada cincin melingkar. Massa piringan tipis naik dengan cepat di dalam beberapa kiloparsec bagian dalam dan kemudian jenuh menuju massa totalnya.
2. Piringan Bintang Tebal
Komponen 2 – Tebal piringan bintang – M ≈ 1,05 × 10¹⁰ M⊙
Piringan tebal merupakan populasi bintang yang lebih tua dan lebih menyebar yang membentang lebih jauh di atas dan di bawah bidang Galaksi. Bintang-bintang di piringan tebal memiliki logam dan kinematika yang berbeda dengan piringan tipis dan mungkin merekam peristiwa penggabungan atau pemanasan yang terjadi lebih awal di Bima Sakti.
\(\Sigma_{\mathrm{thick}}(r)=\Sigma_{0,\mathrm{thick}}e^{-r/R_{d,\mathrm{thick}}}\)| Parameter | Simbol | Nilai |
|---|---|---|
| Kepadatan permukaan tengah | Σ0, tebal | 183 M⊙ pc-² |
| Radius skala | Rd, tebal | 3,02 kpc |
| Massa total | Mthick | 1.05 × 10¹⁰ M⊙ |
Massa piringan bintang gabungan adalah:
\(M_{\mathrm{disk,\star}}(<r)=M_{\mathrm{thin}}(<r)+M_{\mathrm{thick}}(<r)\) \(M_{\mathrm{disk,\star,total}}\approx4.57\times10^{10}M_\odot\)3. Gas Atom – HI
Komponen 3 – Gas hidrogen atomik – M ≈ 1,1 × 10¹⁰ M⊙
Garis radio 21 cm dari hidrogen netral menelusuri piringan gas yang besar, melebar, dan melengkung, yang membentang jauh di luar piringan bintang. Tidak seperti bintang, HI memiliki depresi pusat dan puncaknya berada beberapa kiloparsekon dari Pusat Galaksi.
\(\Sigma_{\mathrm{HI}}(r)=\Sigma_{0,\mathrm{HI}}\exp\left(-\frac{R_{m,\mathrm{HI}}}{r}-\frac{r}{R_{d,\mathrm{HI}}}\right)\)| Parameter | Nilai | Arti |
|---|---|---|
| Rm, HI | 4.0 kpc | Menciptakan lubang tengah |
| Rd, HI | 7.0 kpc | Skala eksponensial luar |
| MHI, total | 1.1 × 10¹⁰ M⊙ | Total massa gas atom |
Puncak distribusi massa HI berada di dekat r ≈ √(4 × 7) ≈ 5,3 kpc. HI penting baik sebagai reservoir gas maupun sebagai pelacak potensi galaksi luar.
4. Gas Molekuler – H₂
Komponen 4 – Hidrogen molekuler – M ≈ 1,2 × 10⁹ M⊙
Hidrogen molekuler terkonsentrasi di Galaksi bagian dalam dan terkait erat dengan awan molekul raksasa dan pembentukan bintang. Hidrogen molekuler biasanya ditelusuri melalui emisi CO, yang memperkenalkan ketidakpastian melalui faktor konversi CO ke H₂.
\(\Sigma_{\mathrm{H_2}}(r)=\Sigma_{0,\mathrm{H_2}}\exp\left(-\frac{R_{m,\mathrm{H_2}}}{r}-\frac{r}{R_{d,\mathrm{H_2}}}\right)\)| Parameter | Nilai |
|---|---|
| Rm, H₂ | 12.0 kpc |
| Rd, H₂ | 1,5 kpc |
| MH₂, total | 1.2 × 10⁹ M⊙ |
5. Tonjolan dan Batang
Komponen 5 – Tonjolan pusat dan bilah galaksi – M ≈ 9,23 × 10⁹ M⊙
Bimasakti adalah galaksi spiral berpalang. Tonjolan pusat dan palangnya berisi bintang-bintang tua dan sangat mempengaruhi aliran gas dan dinamika bintang di bagian dalam Galaksi. Bilah tersebut sulit diukur dari posisi kita di dalam piringan, sehingga distribusi massa bagian dalam tidak pasti.
[lateks]\rho_{\mathrm{bulge}}(r)\propto e^{-(r/r_b)^2}[/latex] [lateks]r_b\approx0.5\,\mathrm{kpc}[/latex]Perkiraan bola yang berguna untuk massa kumulatif adalah:
\(M_{\mathrm{bulge}}(<r)\approx9.23\times10^9\left[1-e^{-r}\left(1+r+\frac{r^2}{2}\right)\right]M_\odot\)Hampir semua massa tonjolan berada di dalam beberapa kiloparsec. Di luar wilayah bar, kontribusinya terhadap massa yang tertutup berubah sangat sedikit.
Masalah bar
Panjang setengah batang, kecepatan pola, dan orientasi tetap tidak pasti. Ketidakpastian ini merambat langsung ke dalam estimasi massa di dalam sekitar 5 kpc.
6. Lubang Hitam Pusat – Sagittarius A*.
Komponen 6 – Sagitarius A* – M = 4,0 × 10⁶ M⊙
Di pusat dinamika Bima Sakti terdapat lubang hitam supermasif Sagittarius A*. Massanya diukur dengan presisi tinggi dengan melacak orbit bintang di dekat Pusat Galaksi.
\(\rho_{\mathrm{Sgr\,A^\ast}}(\mathbf{r})=M_{\mathrm{Sgr\,A^\ast}}\delta^{(3)}(\mathbf{r})\) [lateks]M_{\mathrm{Sgr\,A^\ast}}(Meskipun terkenal, Sagittarius A* hanya memberikan kontribusi yang tidak berarti bagi anggaran massa global. Pentingnya bersifat dinamis dalam parsec terdalam.
7. Stellar Halo
Komponen 7 – Halo bintang – M ≈ 5 × 10⁸ sampai 10⁹ M⊙
Halo bintang adalah populasi bintang-bintang tua yang berbentuk bola yang menyebar dan miskin logam yang mengelilingi piringan. Di dalamnya termasuk gugus bola dan aliran bintang dari galaksi katai yang terganggu.
\(\rho_{\mathrm{halo,\star}}(r)=\rho_{0,\star}\left(\frac{r_0}{r}\right)^n,\qquad n\approx3\text{–}4\)Untuk n tidak sama dengan 3, massa kumulatifnya adalah:
\(M_{\mathrm{halo,\star}}(<r)=\frac{4\pi\rho_{0,\star}r_0^n}{3-n}r^{3-n}\)Untuk n = 3:
\(M_{\mathrm{halo,\star}}(<r)=4\pi\rho_{0,\star}r_0^3\ln\left(\frac{r}{r_{\mathrm{min}}}\right)\)Halo bintang berguna sebagai pelacak kinematik, tapi massa totalnya jauh lebih kecil daripada massa tak terlihat yang disimpulkan dari kurva rotasi.
8. Total Massa yang Terlihat
Massa total yang tampak adalah jumlah dari piringan, gas, tonjolan, halo bintang, dan lubang hitam pusat:
\(M_{\mathrm{visible}}(<r)=M_{\mathrm{thin}}(<r)+M_{\mathrm{thick}}(<r)+M_{\mathrm{HI}}(<r)+M_{\mathrm{H_2}}(<r)+M_{\mathrm{bulge}}(<r)+M_{\mathrm{halo,\star}}(<r)+M_{\mathrm{Sgr\,A^\ast}}\)Bentuk yang diperluas adalah:
\(M_{\mathrm{visible}}(<r)=3.52\times10^{10}\left[1-e^{-r/2.50}\left(1+\frac{r}{2.50}\right)\right]+1.05\times10^{10}\left[1-e^{-r/3.02}\left(1+\frac{r}{3.02}\right)\right]\) \(+1.1\times10^{10}f_{\mathrm{HI}}(r)+1.2\times10^9f_{\mathrm{H_2}}(r)+9.23\times10^9\left[1-e^{-r}\left(1+r+\frac{r^2}{2}\right)\right]+M_{\mathrm{halo,\star}}(<r)+4\times10^6\)| Komponen | Massa total | Jari-jari dominan |
|---|---|---|
| Disk tipis | 3.52 × 10¹⁰ M⊙ | 0-15 kpc |
| Disk tebal | 1.05 × 10¹⁰ M⊙ | 0-15 kpc |
| Tonjolan dan batang | 9.23 × 10⁹ M⊙ | 0-4 kpc |
| Gas HI | 1.1 × 10¹⁰ M⊙ | 3-20 kpc |
| Gas H₂ | 1.2 × 10⁹ M⊙ | 2-8 kpc |
| Lingkaran bintang | ~10⁹ M⊙ | 5-200 kpc |
| Sagitarius A* | 4 × 10⁶ M⊙ | r = 0 |
| Total terlihat | ≈ 6.7 × 10¹⁰ M⊙ | – |
9. Misa yang Hilang – Masalah Utama
Jika hanya materi baryonik yang terlihat, kecepatan rotasi akan menurun pada radius yang besar:
\(V_{\mathrm{exp}}(r)=\sqrt{\frac{GM_{\mathrm{visible}}(<r)}{r}}\) [lateks]r\gg R_d\quad\Longrightarrow\quad V_{\mathrm{exp}}(r)\propto\frac{1}{\sqrt{r}}[/latex]Sebaliknya, kurva rotasi yang diamati tetap datar hingga radius besar dan hanya menurun pada pengukuran di luar era Gaia. Massa dinamis yang disimpulkan dari kinematika adalah:
\(M_{\mathrm{dyn}}(<r)=\frac{rV_c^2(r)}{G}\) \(M_{\mathrm{dyn}}(<r)=2.325\times10^5\left(\frac{V_c(r)}{\mathrm{km/s}}\right)^2\left(\frac{r}{\mathrm{kpc}}\right)M_\odot\)Massa yang tidak terlihat:
\(\boxed{M_{\mathrm{tidak terlihat}}(<r)=M_{\mathrm{dyn}}(<r)-M_{\mathrm{tidak terlihat}}(<r)}\) \(\boxed{M_{\mathrm{invisible}}(<r)=\frac{rV_c^2(r)}{G}-M_{\mathrm{visible}}(<r)}\)Pada lingkaran matahari, dengan r = 8,2 kpc dan Vc = 233 km/detik:
\(M_{\mathrm{dyn}}(<8.2\,\mathrm{kpc})=2.325\times10^5\times233^2\times8.2\approx1.04\times10^{11}M_\odot\) \(M_{\mathrm{visible}}(<8.2\,\mathrm{kpc})\approx4.5\times10^{10}M_\odot\) \(M_{\mathrm{invisible}}(<8.2\,\mathrm{kpc})\approx5.5\times10^{10}M_\odot\)Pada radius Matahari, massa yang tidak tampak sebanding dengan massa yang tampak. Pada radius yang lebih besar, komponen yang tidak terlihat mendominasi.
[lateks] M_{\mathrm{Milky\ Way}}(<r)=M_{\mathrm{visible}}(<r)+M_{\mathrm{invisible}}(<r)[/latex]10. Profil Massa Radial – Simulasi
Grafik di bawah ini menghitung perkiraan kurva massa kumulatif untuk komponen utama yang terlihat, massa dinamis, dan massa tak terlihat yang disimpulkan. Grafik-grafik ini juga membandingkan kurva rotasi baryon saja dengan kurva rotasi yang diamati secara skematik dan titik-titik di era Gaia.